Der Einschlagskrater Lowell - Bullseye  auf dem Mars

Der Einschlagskrater Lowell wurde nach dem amerikanischen Mathematiker, Astronom und Autor Percival Lowell benannt. Im Jahr 1894 erbaute der Aristokrat das ebenfalls nach ihm benannte Lowell Observatorium in Flagstaff, Arizona - unter anderem um den Planeten Mars zu erforschen. Inspiriert von Giovanni Schiaparellis Theorien der Canali (Kanäle) auf dem Mars trieb er die Idee voran, dass es sich dabei um Entwässerungskanäle handelt, die von einer intelligenten Zivilisation erbaut wurden. 1905 sagte er die Existenz eines "Planeten X" jenseits der Neptunbahn voraus. Seine Vermutung, dass es dort einen weiteren Himmelskörper geben könnte, stellte sich als richtig heraus. Pluto - der seit 2006 als Zwergplanet kategorisiert ist - wurde jedoch erst 1930, viele Jahre nach seinem Tod, entdeckt.

Der zwischen 3,7 und 3,9 Milliarden Jahre alte Einschlagskrater befindet sich in der Region Aonia Terra im südlichen Marshochland. Über Millionen von Jahren wurde Lowell durch Abtragung verändert und mit Sedimenten verfüllt, die den Kraterboden einebneten. Entlang des inneren Kraterrandes kann man dunkle Sanddünen sowie Erosionsrunsen und Abflussrinnen erkennen. Das Auswurfmaterial des Lowell-Einschlags nimmt eine weitausgedehnte Fläche ein und wurde radial mehr als einen Kraterdurchmesser über den Rand hinaus in das Kraterumland verteilt. Dort bildet es eine sternenförmige Schuttlage, die selbst heute stellenweise noch recht gut erkennbar ist.

Je größer der Krater, desto schöner sein Ring

Besonders auffällig ist ein ringförmiger Höhenzug mit einem Durchmesser von 90 Kilometern im Inneren des Einschlagskraters. Dieser hügelige Ring liegt etwa 1,5 Kilometer unterhalb des Oberflächenniveaus vor dem Einschlag. Ähnliche Doppelringkrater (engl.: peak ring crater/basin) lassen sich auch auf Erde, Venus, Merkur und Mond beobachten. Zentralberge und -ringe in Einschlagskratern werden durch gravitationsbedingten Kollaps und Hebung des Bodens während der Kraterbildung verursacht, wobei sich bei kleineren Kraterdurchmessern ein Cluster mehrere Zentralberge bildet, das sich mit zunehmenden Kraterdurchmessern zu einem Ring aus Höhenzügen "öffnet". Wenn Krater ab einem bestimmten Durchmesser direkt nach dem Einschlag kollabieren, führt das zu einer komplexen inneren Struktur mit flachen Böden, Zentralbergen, Terrassen und inneren Ringen, wohingegen kleinere einfache Einschlagskrater schüsselförmige Böden aufweisen.

Der Übergangsdurchmesser von sogenannten einfachen zu komplexen Kratern hängt von der Schwerkraft des jeweiligen Planeten, von der Beschaffenheit des Untergrundmaterials sowie der Geschwindigkeit des Projektils ab. In komplexen Einschlagskratern kann sich ab einem Kraterdurchmesser von zirka 80 Kilometern (Mars), beziehungsweise rund 25 Kilometern (Erde) im Kraterzentrum ein ringförmiger Höhenzug bilden. Einige Wissenschaftler zählen solche Doppelringkrater zu den größten Typen der komplexen Krater, andere klassifizieren sie als kleinste Formen von Einschlagsbecken.

Simulationsrechnungen und die Auswertung von Bohrlochdaten des etwa 200 Kilometer großen Einschlagskraters Chicxulub auf der Halbinsel Yucatán (Mexiko) haben ergeben, dass sich ein innerer Ring beim Zusammenbruch von übergroßen instabilen Zentralbergen entwickelt. Demzufolge stammen die Gesteine, aus denen die zentralen Ringe bestehen, aus dem tiefen Untergrund der Einschlagsstelle. Der Chicxulub-Einschlag vor 66 Millionen Jahren wird mit dem Massenaussterben der Dinosaurier in Zusammenhang gebracht.

Treffer ins Schwarze

Lowell besitzt auch ein großes Vorkommen dunkler Sande und Dünenfelder in seinem Inneren, die durch seine Doppelringstruktur in zwei Ablagerungsregionen unterteilt sind. Während im äußeren Bereich, also zwischen Kraterrand und dem inneren Ring, deutlich individuelle Dünen zu erkennen sind, wurde das dunkle Material im zentralen Bereich zu einer fast kompakten Sandschicht abgelagert. Nur an ihren Rändern sind einzelne Dünentypen identifizierbar, bei denen es sich hauptsächlich um Transversal- und Längsdünen handelt. Im äußeren Bereich sind aufgrund des geringeren Sandvorkommens hauptsächlich Sicheldünen (sogenannte Barchane) und barchanoide Dünen (zusammengewachsene Sicheldünen) zu finden. Vor allem die Barchane im westlichen Bereich weichen oft von ihrer Standardform ab, da die Winde aufgrund der besonderen Topographie eher kreisförmig im Uhrzeigersinn durch den Kraterring geweht werden. Mit zunehmender Materialverfügbarkeit und einer leichten Windrichtungsänderung kann es schnell sein, dass eines der Hörner einer Sicheldüne an einer Seite verlängert wird und mit einer windabwärts liegenden Düne verwächst. Somit entstehen solch ungewöhnliche Dünenformen. Die gräulich-schwärzlichen Dünensande, die auf dem Mars sehr häufig vorkommen, sind vulkanischen Ursprungs, was ihre dunkle Farbe erklärt. Das heißt, sie bestehen hauptsächlich aus alter, begrabener vulkanischer Asche, die oftmals durch Einschlagsereignisse aus dem Marsuntergrund an die Oberfläche gebracht wurde und sich dann im Kraterinneren sammelt. Auf den hier gezeigten, kontrastverstärken Bildern erscheinen sie bläulich.

• Bildverarbeitung
  Das Mosaik besteht aus sieben Bildstreifen (aus den Orbits 2640, 2662, 2684, 16.895, 18.910, 18.977, 18.984) und deckt ein Gebiet 274,5 Grad bis 283 Grad Ost und 49 Grad bis 54,5 Grad Süd ab. Die Orbits 18.910, 18.977 und 18.984 wurden im Dezember 2018 und Januar 2019 aufgenommen. Die Bildauflösung beträgt etwa 50 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Das Farbmosaik wurde aus den senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanälen der einzelnen Bildstreifen und den Farbkanälen der HRSC erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurde aus den Stereokanälen der HRSC berechnet. Die in Regenbogenfarben kodierte Aufsicht beruht auf einem digitalen Geländemodell (DTM) der Region, von dem sich die Topographie der Landschaft ableiten lässt. Der Referenzkörper für das Geländemodell ist eine Äquipotentialfläche des Mars (Areoid).

• Das HRSC-Experiment auf Mars Express
  Die High Resolution Stereo Camera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern gebaut (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH). Das Wissenschaftsteam unter Leitung des Principal Investigators (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann besteht aus 51 Co-Investigatoren, die aus 35 Institutionen und 11 Nationen stammen. Die Kamera wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben.

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